Relativité Générale - LUTH - Observatoire de Paris
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6.4 Effets d’une on<strong>de</strong> gravitationnelle sur la matière 151<br />
Pour calculer la variation <strong>de</strong> L au passage d’une on<strong>de</strong> gravitationnelle, introduisons<br />
un système <strong>de</strong> coordonnées TT (ct, x, y, z), telle que la position <strong>de</strong> l’observateur O assis<br />
sur la première masse soit (x, y, z) = (0, 0, 0) et que la position <strong>de</strong> la <strong>de</strong>uxième masse soit<br />
(x, y, z) = (xB, yB, zB). Ainsi que nous l’avons vu au § 6.4.1, l’avantage <strong>de</strong> la jauge TT est<br />
que ces coordonnées restent constantes au cours du mouvement. La distance L peut alors<br />
être facilement calculée en partant <strong>de</strong> la formule (6.95) et en utilisant les composantes<br />
(6.79) <strong>de</strong> g. En supposant les <strong>de</strong>ux masses infiniment proches, il vient<br />
L 2 = gµν(x µ<br />
B − xµ<br />
A )(xνB − x ν A)<br />
= gij(x i B − x i A)(x j<br />
B<br />
− xj<br />
A )<br />
= gijx i Bx j<br />
B<br />
= (δij + h TT<br />
ij )x i Bx j<br />
B , (6.96)<br />
où l’on a utilisé x0 A = ct = x0 B pour avoir la <strong>de</strong>uxième ligne et xiA = 0 pour la troisième.<br />
Soit n le vecteur spatial unitaire (pour la métrique <strong>de</strong> fond, η) joignant A à B. On a alors<br />
avec L0 = δijxi Bxj B , si bien que (6.96) <strong>de</strong>vient<br />
Au premier ordre en h, il vient<br />
x i B = L0n i , (6.97)<br />
L = L 2 0(δij + h TT<br />
ij )n i n j1/2 TT<br />
= L0 1 + hij n i n j1/2 . (6.98)<br />
L = L0<br />
<br />
1 + 1<br />
2 hTT ij n i n j<br />
<br />
. (6.99)<br />
La variation <strong>de</strong> longueur δL := L−L0 par rapport à la situation où l’on<strong>de</strong> gravitationnelle<br />
est absente (L = L0) est donc<br />
δL<br />
L<br />
= 1<br />
2 hTT<br />
ij n i n j . (6.100)<br />
Pour visualiser la déformation d’une assemblée <strong>de</strong> particules au passage d’une on<strong>de</strong><br />
gravitationnelle, introduisons au voisinage <strong>de</strong> la ligne d’univers <strong>de</strong> l’observateur O un<br />
système <strong>de</strong> coordonnées “physiques” (ˆx α ) (par opposition aux coordonnées TT qui sont<br />
purement mathématiques) comme suit : ˆx 0 /c est le temps propre <strong>de</strong> O et (ˆx i ) sont les<br />
longueurs physiques (au sens ci-<strong>de</strong>ssus) suivant trois axes mutuellement orthogonaux <strong>de</strong><br />
l’espace local <strong>de</strong> repos <strong>de</strong> O, ces trois axes pointant dans <strong>de</strong>s directions fixes par rapport<br />
aux gyroscopes dont dispose O (pour s’assurer que le repère n’est pas en rotation). Les<br />
coordonnées ainsi définies sont telles que ˆx i = 0 le long <strong>de</strong> la ligne d’univers (géodésique)<br />
<strong>de</strong> O et qu’au voisinage <strong>de</strong> cette <strong>de</strong>rnière les composantes du tenseur métrique ont une<br />
forme minkowskienne à <strong>de</strong>s termes du second ordre en ˆx i près :<br />
ˆgαβdˆx α dˆx β = −(dˆx 0 ) 2 + δijdˆx i dˆx j + O(|ˆx i | 2 )αβ dx α dx β . (6.101)<br />
Les coordonnées (ˆx i ) sont appelées coordonnées <strong>de</strong> Fermi associées à l’observateur O.